El diagrama de Hertzsprung-Russell (abreviado como diagrama H–R , diagrama HR o HRD ) es un diagrama de dispersión de estrellas que muestra la relación entre las magnitudes absolutas o luminosidades de las estrellas versus sus clasificaciones estelares o temperaturas efectivas . El diagrama fue creado de forma independiente en 1911 por Ejnar Hertzsprung y por Henry Norris Russell en 1913, y representó un paso importante hacia la comprensión de la evolución estelar .
En el siglo XIX se realizaron estudios espectroscópicos fotográficos a gran escala de estrellas en el Observatorio de la Universidad de Harvard , produciendo clasificaciones espectrales para decenas de miles de estrellas, que culminaron finalmente en el Catálogo Henry Draper . En un segmento de esta obra Antonia Maury incluyó divisiones de las estrellas por el ancho de sus líneas espectrales . [1] Hertzsprung observó que las estrellas descritas con líneas estrechas tendían a tener movimientos propios más pequeños que las otras de la misma clasificación espectral. Tomó esto como una indicación de una mayor luminosidad para las estrellas de línea estrecha y calculó paralajes seculares para varios grupos de ellas, lo que le permitió estimar su magnitud absoluta. [2]
En 1910, Hans Oswald Rosenberg publicó un diagrama que trazaba la magnitud aparente de las estrellas en el cúmulo de las Pléyades frente a las intensidades de la línea K del calcio y dos líneas de Balmer del hidrógeno . [3] Estas líneas espectrales sirven como indicador de la temperatura de la estrella, una forma temprana de clasificación espectral. La magnitud aparente de las estrellas en el mismo cúmulo es equivalente a su magnitud absoluta, por lo que este primer diagrama era efectivamente un gráfico de luminosidad versus temperatura. El mismo tipo de diagrama todavía se utiliza hoy en día para mostrar las estrellas en cúmulos sin tener que conocer inicialmente su distancia y luminosidad. [4] Hertzsprung ya había estado trabajando con este tipo de diagrama, pero sus primeras publicaciones que lo mostraban no fueron hasta 1911. Esta era también la forma del diagrama que utilizaba las magnitudes aparentes de un cúmulo de estrellas, todas a la misma distancia. [5]
Las primeras versiones del diagrama de Russell (1913) incluían las estrellas gigantes de Maury identificadas por Hertzsprung, aquellas estrellas cercanas con paralajes medidos en ese momento, estrellas de las Híades (un cúmulo abierto cercano ) y varios grupos en movimiento , para los cuales el método del cúmulo en movimiento podría utilizarse para derivar distancias y así obtener magnitudes absolutas para esas estrellas. [6]
Hay varias formas del diagrama de Hertzsprung-Russell y la nomenclatura no está muy bien definida. Todas las formas comparten el mismo diseño general: las estrellas de mayor luminosidad están hacia la parte superior del diagrama y las estrellas con mayor temperatura superficial están hacia el lado izquierdo del diagrama.
El diagrama original mostraba el tipo espectral de estrellas en el eje horizontal y la magnitud visual absoluta en el eje vertical. El tipo espectral no es una cantidad numérica, pero la secuencia de tipos espectrales es una serie monótona que refleja la temperatura de la superficie estelar. Las versiones observacionales modernas de la carta reemplazan el tipo espectral por un índice de color (en los diagramas realizados a mediados del siglo XX, generalmente el color BV ) de las estrellas. Este tipo de diagrama es lo que a menudo se denomina diagrama observacional de Hertzsprung-Russell, o específicamente diagrama color-magnitud (CMD), y los observadores suelen utilizarlo. [7] En los casos en los que se sabe que las estrellas están a distancias idénticas, como dentro de un cúmulo de estrellas, a menudo se utiliza un diagrama de color-magnitud para describir las estrellas del cúmulo con un gráfico en el que el eje vertical es la magnitud aparente de las estrellas. Para los miembros del cúmulo, se supone que existe una única diferencia constante aditiva entre sus magnitudes aparente y absoluta, llamada módulo de distancia , para todo ese cúmulo de estrellas. Los primeros estudios de cúmulos abiertos cercanos (como las Híades y las Pléyades ) realizados por Hertzsprung y Rosenberg produjeron los primeros CMD, unos años antes de la influyente síntesis de Russell del diagrama que recopilaba datos de todas las estrellas para las cuales se podían determinar magnitudes absolutas. [3] [5]
Otra forma del diagrama traza la temperatura superficial efectiva de la estrella en un eje y la luminosidad de la estrella en el otro, casi invariablemente en un gráfico log-log . Los cálculos teóricos de la estructura estelar y la evolución de las estrellas producen gráficos que coinciden con los de las observaciones. Este tipo de diagrama podría denominarse diagrama de temperatura-luminosidad , pero este término casi nunca se utiliza; cuando se hace la distinción, esta forma se denomina diagrama teórico de Hertzsprung-Russell . Una característica peculiar de esta forma del diagrama H-R es que las temperaturas se trazan desde la temperatura alta hasta la temperatura baja, lo que ayuda a comparar esta forma del diagrama H-R con la forma observacional.
Aunque los dos tipos de diagramas son similares, los astrónomos hacen una clara distinción entre los dos. La razón de esta distinción es que la transformación exacta de uno a otro no es trivial. Para ir entre temperatura efectiva y color se requiere una relación color-temperatura , y construir eso es difícil; Se sabe que es una función de la composición estelar y puede verse afectada por otros factores como la rotación estelar . Al convertir la luminosidad o magnitud bolométrica absoluta en magnitud visual aparente o absoluta, se requiere una corrección bolométrica , que puede o no provenir de la misma fuente que la relación color-temperatura. También es necesario conocer la distancia a los objetos observados ( es decir , el módulo de distancia) y los efectos del oscurecimiento interestelar , tanto en el color (enrojecimiento) como en la magnitud aparente (donde el efecto se llama "extinción"). La distorsión del color (incluido el enrojecimiento) y la extinción (oscurecimiento) también son evidentes en estrellas que tienen una cantidad significativa de polvo circunestelar . El ideal de comparación directa de las predicciones teóricas de la evolución estelar con las observaciones genera incertidumbres adicionales en las conversiones entre cantidades teóricas y observaciones.
La mayoría de las estrellas ocupan la región del diagrama a lo largo de la línea llamada secuencia principal . Durante la etapa de sus vidas en la que las estrellas se encuentran en la línea de secuencia principal, están fusionando hidrógeno en sus núcleos. La siguiente concentración de estrellas está en la rama horizontal ( fusión de helio en el núcleo e hidrógeno ardiendo en una capa que rodea el núcleo). Otra característica destacada es la brecha de Hertzsprung ubicada en la región entre los tipos espectrales A5 y G0 y entre +1 y −3 magnitudes absolutas (es decir, entre la parte superior de la secuencia principal y los gigantes en la rama horizontal ). Las estrellas variables RR Lyrae se pueden encontrar a la izquierda de este espacio en una sección del diagrama llamada franja de inestabilidad . Las variables cefeidas también caen en la franja de inestabilidad, a luminosidades más altas.
Los científicos pueden utilizar el diagrama HR para medir aproximadamente qué tan lejos está un cúmulo de estrellas o una galaxia de la Tierra. Esto se puede hacer comparando las magnitudes aparentes de las estrellas del cúmulo con las magnitudes absolutas de estrellas con distancias conocidas (o de estrellas modelo). Luego, el grupo observado se desplaza en dirección vertical, hasta que las dos secuencias principales se superponen. La diferencia de magnitud que se superó para hacer coincidir los dos grupos se llama módulo de distancia y es una medida directa de la distancia (ignorando la extinción ). Esta técnica se conoce como ajuste de secuencia principal y es un tipo de paralaje espectroscópico . No sólo se puede utilizar el desvío de la secuencia principal, sino también la punta de las estrellas de la rama gigante roja. [8] [9]
La misión Gaia de la ESA mostró varias características en el diagrama que no se conocían o que se sospechaba que existían. Encontró una brecha en la secuencia principal que aparece en las enanas M y que se explica con la transición de un núcleo parcialmente convectivo a un núcleo totalmente convectivo. [10] [11] Para las enanas blancas, el diagrama muestra varias características. En este diagrama aparecen dos concentraciones principales siguiendo la secuencia de enfriamiento de las enanas blancas que se explican con la composición atmosférica de las enanas blancas, especialmente las atmósferas de las enanas blancas dominadas por hidrógeno versus helio . [12] Una tercera concentración se explica con la cristalización del núcleo del interior de las enanas blancas. Esto libera energía y retrasa el enfriamiento de las enanas blancas. [13] [14]
La contemplación del diagrama llevó a los astrónomos a especular que podría demostrar la evolución estelar , siendo la principal sugerencia que las estrellas colapsaron desde gigantes rojas hasta estrellas enanas, y luego descendieron a lo largo de la línea de la secuencia principal en el transcurso de sus vidas. Por lo tanto, se pensaba que las estrellas irradiaban energía convirtiendo la energía gravitacional en radiación mediante el mecanismo de Kelvin-Helmholtz . Este mecanismo dio como resultado una edad del Sol de sólo decenas de millones de años, creando un conflicto sobre la edad del Sistema Solar entre astrónomos, biólogos y geólogos que tenían evidencia de que la Tierra era mucho más antigua. Este conflicto no se resolvió hasta la década de 1930, cuando se identificó la fusión nuclear como la fuente de energía estelar.
Tras la presentación del diagrama por parte de Russell en una reunión de la Royal Astronomical Society en 1912, Arthur Eddington se inspiró para utilizarlo como base para desarrollar ideas sobre física estelar . En 1926, en su libro La Constitución Interna de las Estrellas explicó la física de cómo encajan las estrellas en el diagrama. [15] El artículo anticipó el descubrimiento posterior de la fusión nuclear y propuso correctamente que la fuente de energía de la estrella era la combinación de hidrógeno en helio, liberando una enorme energía. Este fue un salto intuitivo particularmente notable, ya que en ese momento aún se desconocía la fuente de energía de una estrella, no se había demostrado la existencia de energía termonuclear e incluso aún no se había descubierto que las estrellas están compuestas en gran parte por hidrógeno (ver metalicidad ). . Eddington logró eludir este problema concentrándose en la termodinámica del transporte radiativo de energía en el interior de las estrellas. [16] Eddington predijo que las estrellas enanas permanecen en una posición esencialmente estática en la secuencia principal durante la mayor parte de sus vidas. En las décadas de 1930 y 1940, con la comprensión de la fusión del hidrógeno, surgió una teoría respaldada por evidencia de la evolución hacia gigantes rojas, tras la cual se especularon casos de explosión e implosión de los restos a enanas blancas. El término nucleosíntesis de supernova se utiliza para describir la creación de elementos durante la evolución y explosión de una estrella anterior a la supernova, un concepto propuesto por Fred Hoyle en 1954. [17] La mecánica cuántica matemática pura y los modelos mecánicos clásicos de los procesos estelares permiten el diagrama de Hertzsprung-Russell se anotará con trayectorias convencionales conocidas como secuencias estelares; se siguen agregando ejemplos más raros y anómalos a medida que se analizan más estrellas y se consideran modelos matemáticos.
Las cantidades que son más fáciles de medir... son el color y la magnitud, por lo que la mayoría de los observadores... se refieren al diagrama como un 'diagrama color-magnitud' o 'CMD' en lugar de un diagrama HR.
